BADANIA METEORYTÓW
Polski Serwis Meteorytów

Andrzej S.PILSKI - Skąd przybywają meteoryty? 

Lądowanie meteorytów na naszej planecie jest zwykle efektownym zjawiskiem, co mogą potwierdzić mieszkańcy południowo-zachodniej Polski obserwujący w maju 2000 roku bolid Moravka. Wtedy też przekonaliśmy się raz jeszcze, że chociaż mknącą po niebie ognistą kulę widziało wiele osób, to ich relacje nie były dostatecznie dokładne, by pozwolić na stwierdzenie, skąd ten meteoryt przybył. Gdyby nie dwie czy trzy osoby, które przytomnie chwyciły za kamerę i zarejestrowały zjawisko, nadal zdani bylibyśmy jedynie na domysły.           

Dzięki sieciom kamer do fotograficznej rejestracji bolidów i ostatnio dzięki rozpowszechnieniu się kamer video znamy dokładne orbity siedmiu meteorytów (zdjęcie poniżej).

Po takich orbitach poruszały się one przed zderzeniem z Ziemią. Są to: chondryt H5 Přibram, 7 kwietnia 1959r., Czechy, sieć foto; chondryt H5 Lost City, 3 stycznia 1970 r., USA, sieć foto; chondryt L5 Innisfree, 5 lutego 1977 r., Kanada, sieć foto; chondryt H6 Peekskill, 9 października 1992 r., USA, video; chondryt węglisty C2 Tagish Lake, 18 stycznia 2000 r., Kanada, foto + video; chondryt H5-6 Moravka, 6 maja 2000 r., Czechy, video; chondryt E6 Neuschwanstein, 6 kwietnia 2002 r., Niemcy, sieć foto. Orbita tego ostatniego jest identyczna z orbitą chondrytu Přibram, choć ku zaskoczeniu naukowców, budowa obu meteorytów wskazuje, że mimo identycznych orbit, muszą one mieć różne pochodzenie.

Jak widać, wszystkie orbity wybiegają poza orbitę Marsa w okolice, gdzie znajduje się pas planetoid.

Drugą informację, ograniczającą obszar źródłowy meteorytów, daje ich wiek ekspozycji na promieniowanie kosmiczne. Określane tą nazwą cząstki jądrowe o wysokich energiach wnikają w skały na głębokość do 1 metra zderzając się z atomami i wytwarzając promieniotwórcze izotopy, jak neon 21 i argon 36. Znając czas rozpadu tych izotopów można stwierdzić, jak długo istniał w kosmosie meteoroid o wielkości około metra, czyli oszacować czas od opuszczenia dużego ciała macierzystego do spotkania z Ziemią. Czas ten nie przekracza z reguły 70 milionów lat. Astronomowie oceniają, że taki mniej więcej czas jest potrzebny, aby stopniowo przewędrować z pasa planetoid w okolice Ziemi.

Czy oznacza to, że wszystkie meteoryty pochodzą z naszego Układu Słonecznego? Niekoniecznie. Z obecnej teorii tworzenia się Układu Słonecznego wynika, że znaczna część materii z obecnego pasa planetoid została wyrzucona poza Układ Słoneczny. Jeśli inne układy słoneczne powstawały w podobny sposób, to w przestrzeni międzygwiezdnej może błąkać się wiele materii meteorytowej. Jednak dotychczas nie napotkano żadnego meteorytu pochodzącego spoza Układu Słonecznego.

Przez dziesiątki lat astronomowie uważali, że między Marsem a Jowiszem krążyła planeta, która w tajemniczy sposób została rozerwana na kawałki i to właśnie jej resztki spadają na Ziemię, jako meteoryty. Są tacy, którzy nie interesując się wynikami badań meteorytów, do dziś nie zmienili zdania. Różnice w budowie meteorytów wykluczają jednak ich pochodzenie z jednego ciała macierzystego. Przyjrzyjmy się współczesnej klasyfikacji meteorytów. W większości przypadków różne typy oznaczają różne pochodzenie.

Klasyfikacja meteorytów (według Alana E. Rubina)

Chondryty
Chondryty węgliste
CI	przeobrażone przez wodę; bez chondr; bogate w lotne składniki
CM	przeobrażone przez wodę; małe chondry
CR	przeobrażone przez wodę; zawierają metal
CO	małe chondry
CV	duże chondry; liczne CAI
CK	duże chondry; pociemniałe krzemiany
CH	mikrochondry; bogate w metal; ubogie w lotne składniki
Niezgrupowane	(np. Coolidge)
Chondryty zwyczajne
H	wysoka całkowita zawartość żelaza
L	niska całkowita zawartość żelaza
LL	niska całkowita zawartość żelaza; mało metalicznego żelaza
Chondryty R	silnie utlenione; bogate w 17O
Chondryty enstatytowe
EH	wysoka całkowita zawartość żelaza; silnie zredukowane
EL	niższa całkowita zawartość żelaza; silnie zredukowane
Niezgrupowane	(LEW 87223)
Pierwotne achondryty
Acapulcoity	chondrytowe ilości plagioklazu i troilitu
Lodranity	podchondrytowe ilości plagioklazu i troilitu
Winonaity	spokrewnione z krzemianami w meteorytach żelaznych IAB
Niezgrupowane	(np. Divnoe)
Meteoryty zdyferencjowane
Planetoidalne achondryty
Eukryty	bazalty
Diogenity	ortopiroksenity
Howardyty	zbrekcjowane mieszaniny eukrytów i diogenitów
Angryty	bazalty z piroksenem bogatym w Ca, Al, i Ti
Aubryty	achondryty enstatytowe
Ureility	zawierają oliwin, piroksen i węgliste ciasto skalne
Brachinity	zawierają oliwin, klino- i ortopiroksen
Marsjańskie meteoryty
Shergottyty	bazalty i lherzolity
Nakhlity	piroksenity zawierające piroksen wapniowy
Chassigny	dunit
ALH84001	ortopiroksenit
Księżycowe meteoryty
Bazalty z mórz	wylewne bazalty pokrywające morza
Brekcje zderzeniowe	mieszaniny skał księżycowych i stopu pozderzeniowego
Meteoryty żelazno-kamienne
Pallasyty	metal i oliwin; próbki z granicy jądra i płaszcza
Mezosyderyty	metal plus bazalt, gabro i ortopiroksenit
Niezgrupowane	(np. Enon)
Meteoryty żelazne
Grupy magmowe	IC, IIAB, IIC, IID, IIF, IIIAB, IIIE, IIIF, IVA, IVB
Grupy niemagmowe	IAB, IIE, IIICD
Niezgrupowane	(np. Denver City)

Tradycyjny podział na meteoryty żelazne, kamienne i żelazno-kamienne odchodzi w przeszłość i przydatny jest głównie w muzeach. Jeśli chodzi o pochodzenie, bardziej istotny jest podział na meteoryty, które ulegały, bądź nie ulegały dyferencjacji. Do tych ostatnich należą przede wszystkim chondryty, oraz mało liczebna grupa pierwotnych achondrytów. Brak dyferencjacji oznacza pochodzenie z małych ciał, gdzie temperatura nie mogła osiągnąć wartości pozwalającej na rozległe topnienie, a grawitacja była zbyt słaba, by materia o różnej gęstości łatwo się rozwarstwiała.

Dyferencjacja oznacza natomiast pochodzenie z większych obiektów, które w przeszłości były stopione w takim stopniu, że możliwe było wytworzenie żelaznego jądra oraz kamiennego płaszcza i skorupy. Z wnętrz takich obiektów pochodzą meteoryty żelazne, jak na przykład oktaedryt Henbury (zdjęcie poniżej), z warstwy granicznej między jądrem a płaszczem pochodzą pallasyty jak pallasyt Imilac (zdjęcie poniżej), ze skorupy i płaszcza mamy kamienne achondryty, a skutkiem zderzeń takich obiektów są różnego rodzaju brekcje impaktowe, jak na przykład howardyty i mezosyderyty.

Wiemy więc, że meteoryty pochodzą z różnych ciał Układu Słonecznego, przy czym w przypadku chondrytów orbity wskazują na pochodzenie z pasa planetoid. Zobaczmy, czy jest możliwe dokładniejsze określenie pochodzenia różnych rodzajów meteorytów.

Chociaż skład chemiczny niektórych chondrytów węglistych jest zgodny ze składem chemicznych Słońca, gdy pominiemy najlżejsze pierwiastki, to oznacza to jedynie, że Słońce i chondryty powstały z tej samej materii. Obecnie Słońce jest kulą plazmy zbudowaną głównie z tych pierwiastków, które pominęliśmy przy porównaniu i źródłem meteorytów być nie może. Pozostaje to, co krąży wokół Słońca.

Przybycie w okolice Ziemi skały odłupanej z powierzchni Merkurego jest mało prawdopodobne, ale możliwe. Niestety dane o budowie powierzchni tej planety są bardzo skąpe. Pojawiły się ostatnio sugestie, że z Merkurego może pochodzić grupa rzadko spotykanych meteorytów, bencubbinitów (zdjęcie poniżej), których przykładem jest występujący w polskich zbiorach meteoryt Gujba. Dominuje w ich składzie metaliczne żelazo niklonośne i enstatyt. Mimo bardzo zróżnicowanej budowy, dla porównania inny bencubbinit Hammadah al Hamra 237 (zdjęcie poniżej), bencubbinity są jednak chondrytami, a na powierzchni Merkurego należałoby oczekiwać raczej achondrytów, więc ta sugestia wydaje się mało prawdopodobna.

Mało prawdopodobne jest także pochodzenie meteorytów z Wenus i Ziemi. Obie planety mają dość znaczne przyciąganie i pokaźne atmosfery (zwłaszcza Wenus) dodatkowo utrudniające wyrzucenie kawałka skały z powierzchni w przestrzeń kosmiczną. Co innego nasz Księżyc: słaba grawitacja, brak atmosfery i mamy dwie grupy achondrytów pochodzących z Księżyca. Oba pokazane meteoryty należą do grupy pochodzącej z księżycowych lądów: Dar al Gani 400 (zdjęcie poniżej) to brekcja anortozytowa, podobnie jak wcześniej znaleziony na Saharze Dar al Gani 262 (zdjęcie poniżej). Druga grupa, to bazalty z mórz księżycowych.

Kolejna planeta, Mars, ma nieco silniejsze przyciąganie i skąpą atmosferę, ale nie przeszkodziło to wyrzuceniu fragmentów skał przy silniejszych zderzeniach. Są więc achondryty pochodzące z Marsa, jak na przykład shergottyt Dar al Gani 476 (zdjęcie poniżej).

Dalej następuje główne źródło meteorytów, czyli małe planety zwane też asteroidami. Zajmiemy się nimi za chwilę.

Kolejne planety są gazowymi olbrzymami i nie mogą być źródłem meteorytów. Do pomyślenia jest natomiast pochodzenie meteorytów z księżyców tych planet. Musiałyby to być jednak głównie meteoryty lodowe, a takich do tej pory nie znamy, choć pojawiały się pogłoski o spadaniu lodowych meteorytów.

Wreszcie źródłem meteorytów mogłyby być komety, tym bardziej, że pył z nich pochodzący wywołuje większość zjawisk meteorów. Nie dociera on jednak do powierzchni Ziemi. Pojawiają się sugestie, że z komet mogą pochodzić niektóre typy chondrytów węglistych. Jako przykład wymieniany jest często chondryt CI1 Orgueil. (zdjęcie poniżej) Wiadomo, że tego typu materia jest w kometach i gdy podczas kolejnych zbliżeń do Słońca lód kometarny paruje, węglista materia może tworzyć na powierzchni spore warstwy „brudu”. Jednak w takim przypadku przynajmniej niektóre minerały w chondrytach musiałyby powstać stosunkowo niedawno, a w rzeczywistości wszystkie są bardzo stare.

Powróćmy więc do głównego źródła meteorytów: do planetoid. Wątpliwości nie budzi jedynie ogólne stwierdzenie, że większość meteorytów pochodzi z planetoid. Próby dokładniejszego powiązania typów meteorytów z konkretnymi planetoidami powiodły się tylko w jednym przypadku: howardyty, to gruz skalny z powierzchni planetki 4 Westa (każda planetka ma przed nazwą numer oznaczający kolejność jej odkrycia), oto przykład howardytu znalezionego gdzieś na Saharze Nordwest Africa 1150 (zdjęcie poniżej), eukryty, to skały z powierzchni Westy, przykładowo eukryt Smara (zdjęcie poniżej), a diogenity z warstw podpowierzchniowych. Pewne dane pozwalają sądzić, że chondryty typu H mogą pochodzić z planetoidy 6 Hebe. Poza tym wiemy niewiele. Nawet spektakularne osadzenie sondy kosmicznej na powierzchni planetoidy 433 Eros (zdjęcie poniżej) pozwoliło tylko stwierdzić, że jest to chondryt, ale nie udało się określić, czy typu H czy L.

Analizowanie światła odbitego od powierzchni planetoid pozwoliło jednak wyróżnić pewne strefy pochodzenia różnych typów meteorytów. Planetoidy, które mogą być źródłem achondrytów takich jak aubryt Khor Temiki (zdjęcie poniżej) oraz chondrytów enstatytowych, czy zwyczajnych, jak typowy chondryt zwyczajny L6 Alfianello (zdjęcie poniżej), krążą bliżej Słońca, czyli bliżej Marsa. Planetoidy, z których mogą pochodzić chondryty węgliste, na przykład Allende, (zdjęcie poniżej), krążą dalej od Słońca, czyli bliżej Jowisza. I tu nasza wiedza się kończy.

Podanie do wierzenia, skąd pochodzą meteoryty, wypadałoby wesprzeć dowodami. Najmocniejsze dowody są w przypadku meteorytów księżycowych. Załogowe statki Apollo i bezzałogowe sondy Łuna przywiozły sporo materiału porównawczego i szczegółowe analizy składu meteorytów i skał księżycowych nie pozostawiają żadnych wątpliwości.

Takiego materiału porównawczego brakuje w przypadku meteorytów marsjańskich i tu w większym stopniu decydują poszlaki. Pierwszą wskazówką był młody wiek tych meteorytów. Wiadomo, że aktywność geologiczna małych ciał zakończyła się ponad 4 miliardy lat temu i gdy z nieba spadła skała, która uformowała się 180 milionów lat temu, było oczywiste, że musi pochodzić z większej planety, a tu wybór był niewielki. Koronnym argumentem było stwierdzenie, że gaz uwięziony w szkliwie w meteorytach ma taki sam skład, jak marsjańska atmosfera. Jej skład znamy dzięki sondom Viking. Dodatkowym potwierdzeniem jest wyższy stosunek deuteru do wodoru. Marsjańska grawitacja jest prawie trzykrotnie słabsza od ziemskiej i wodór łatwiej ucieka z atmosfery niż dwukrotnie bardziej masywny deuter.

W przypadku planetoid opieramy się już tylko na poszlakach.

Jak wspomniano, wiek ekspozycji na promieniowanie kosmiczne jest zgodny z czasem, jaki jest potrzebny na przewędrowanie odłupanego kawałka skały z planetoidy na Ziemię.

Z naszego Słońca nieustannie uciekają we wszystkich kierunkach gazy. Jest to tzw. wiatr słoneczny. Ze wzrostem odległości od Słońca jego gęstość jest coraz mniejsza. W meteorytach z powierzchni planetoid (brekcjach regolitowych) stwierdzono obecność gazów szlachetnych pochodzących z wiatru słonecznego; ich ilość jest taka, jakiej należałoby oczekiwać, gdyby zostały one wchłonięte w odległości od Słońca odpowiadającej pozycji pasa planetoid.

Sam fakt wchłonięcia tych gazów szlachetnych oznacza, że ciało macierzyste meteorytu było pozbawione atmosfery.

Wiele meteorytów składa się z pokruszonych fragmentów. Przykładami mogą być chondryt Vyatka (zdjęcie poniżej), znany polskim kolekcjonerom pod nazwą Kaigorod, czy znany z rozbicia samochodu i wyznaczenia orbity chondryt Peekskill (zdjęcie poniżej). Świadczy to o częstych zderzeniach i zgadza się z dużą liczbą kraterów pozderzeniowych na powierzchniach planetoid sfotografowanych przez sondy kosmiczne. Oto trzy planetoidy: (zdjęcie poniżej) od lewej 253 Mathilde, 951 Gaspra i 243 Ida.

Ocenia się, że jest obecnie około 900 planetoid o rozmiarach większych od 1 km, które krążą po orbitach przecinających orbitę Ziemi, podobnych do pokazywanych orbit meteorytów. Z obliczeń wynika, że około 7% z nich zderzy się w końcu z Ziemią.

Struktura meteorytów żelaznych wskazuje, że stygły one od wysokiej temperatury w tempie 1 - 100 stopni na milion lat, co wskazuje, że były one w środku skalistych ciał o średnicy 100 - 300 km. Odpowiada to rozmiarom większych planetoid.

Wiek przeważającej większości meteorytów wynosi około 4,5 miliarda lat, czyli ich ciała macierzyste ostygły już wtedy, a więc musiały być małe.

Niektóre minerały odbijają i pochłaniają promieniowanie w charakterystyczny sposób zależnie od długości fali (zdjęcie poniżej). Diagnostyczna jest tu zwłaszcza bliska podczerwień. Laboratoryjne badania zdolności odbijania niektórych meteorytów zależnie od długości fali (linia ciągła) dobrze zgadzają się z wynikami obserwacji niektórych planetoid przez teleskopy (kółka z kreskami błędu). Szczególnie wyraźna jest zgodność widma Westy i howardytu Kapoeta.

Ostatni argument, pokazywany już na początku, to znane orbity chondrytów wskazujące na ich przybycie z obszaru pasa planetoid.